Page 62 - REAL ACADEMIA DE DOCTORES DE ESPAÑA
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Se produce en estrellas más masivas que el Sol y es el ciclo predominante en
ellas. No se necesitan temperaturas demasiado elevadas, comparadas con otros
procesos, resultando ser similares a las de la cadena protón-protón, que se realiza
a unos 15-38 millones de grados. Al igual que la cadena protón-protón, solo se
genera helio como producto final. El resultado neto del ciclo, es la fusión de cuatro
protones en una partícula alfa y dos positrones y dos neutrinos, liberando energía
en forma de rayos gamma. Los núcleos de carbono, oxigeno y nitrógeno solo se
utilizan como catalizadores y se regeneran para reiniciar el ciclo.
Puesto que los procesos protón-protón y CNO son los más corrientes, de ahí
la abundancia de helio en el Universo.
El proceso de combustión del carbono, se da en estrellas masivas con un
mínimo de cuatro veces la masa del Sol. Se requieren temperaturas de 600-841
millones de grado y densidades de 129.000 g/cm3. La estrella, que está
produciendo helio mediante la cadena CNO, a esas temperaturas, también lo puede
fundir y crear carbono en el núcleo de la estrella.
Pero, una vez agotado el helio, el núcleo de la estrella colapsa y las capas
exteriores se expanden al romperse su equilibrio gravitatorio. Ya no se forma más
carbono. Entonces el volumen del núcleo disminuye, a la vez que aumenta su
densidad y su temperatura, hasta que resulta suficiente para empezar a fundir al
carbono. Una vez que empieza este proceso, la temperatura del núcleo aumenta, lo
que hace que se renueve la combustión del hidrógeno almacenado en las capas
exteriores de la estrella y se vuelva a generar helio, que por supuesto, también
combustiona y continúa la síntesis del carbono. De esta manera, aumenta el
tamaño de la estrella.
Ahora bien, al fundirse el carbono se forman, esencialmente, los núcleos de
magnesio y neón, que se acumulan en un nuevo núcleo estelar. Después de un
tiempo, el núcleo se enfría y se contrae, lo que hace aumentar, otra vez, la densidad
y la temperatura. Entonces, el neón empieza su fusión y entramos en el proceso de
combustión del neón, que produce oxígeno y magnesio. En este momento, las
estrellas entre 4 y 8 veces la masa del Sol se desestabilizan y se convierten en
enanas blancas con un núcleo de O-Ne-Mg.
62|Capítulo 8: La nucleosíntesis en las estrellas
ellas. No se necesitan temperaturas demasiado elevadas, comparadas con otros
procesos, resultando ser similares a las de la cadena protón-protón, que se realiza
a unos 15-38 millones de grados. Al igual que la cadena protón-protón, solo se
genera helio como producto final. El resultado neto del ciclo, es la fusión de cuatro
protones en una partícula alfa y dos positrones y dos neutrinos, liberando energía
en forma de rayos gamma. Los núcleos de carbono, oxigeno y nitrógeno solo se
utilizan como catalizadores y se regeneran para reiniciar el ciclo.
Puesto que los procesos protón-protón y CNO son los más corrientes, de ahí
la abundancia de helio en el Universo.
El proceso de combustión del carbono, se da en estrellas masivas con un
mínimo de cuatro veces la masa del Sol. Se requieren temperaturas de 600-841
millones de grado y densidades de 129.000 g/cm3. La estrella, que está
produciendo helio mediante la cadena CNO, a esas temperaturas, también lo puede
fundir y crear carbono en el núcleo de la estrella.
Pero, una vez agotado el helio, el núcleo de la estrella colapsa y las capas
exteriores se expanden al romperse su equilibrio gravitatorio. Ya no se forma más
carbono. Entonces el volumen del núcleo disminuye, a la vez que aumenta su
densidad y su temperatura, hasta que resulta suficiente para empezar a fundir al
carbono. Una vez que empieza este proceso, la temperatura del núcleo aumenta, lo
que hace que se renueve la combustión del hidrógeno almacenado en las capas
exteriores de la estrella y se vuelva a generar helio, que por supuesto, también
combustiona y continúa la síntesis del carbono. De esta manera, aumenta el
tamaño de la estrella.
Ahora bien, al fundirse el carbono se forman, esencialmente, los núcleos de
magnesio y neón, que se acumulan en un nuevo núcleo estelar. Después de un
tiempo, el núcleo se enfría y se contrae, lo que hace aumentar, otra vez, la densidad
y la temperatura. Entonces, el neón empieza su fusión y entramos en el proceso de
combustión del neón, que produce oxígeno y magnesio. En este momento, las
estrellas entre 4 y 8 veces la masa del Sol se desestabilizan y se convierten en
enanas blancas con un núcleo de O-Ne-Mg.
62|Capítulo 8: La nucleosíntesis en las estrellas
